24. Межзвездная пыль

Рассмотренные до сих пор методы изучения межзвездной среды по бальмеровским линиям, по межзвездным линиям поглощения, по линии 21 см позволяют изучать газовую составляющую межзвездной среды. Кроме газа, в межзвездном пространстве имеется пыль, которая уже неоднократно упоминалась в связи с поглощением и с светлыми отражательными туманностями. Сейчас рассмотрим свойства пыли подробнее. Плотные облака пыли хорошо заметны, как темные пятна на светлом фоне эмиссионных туманностей или Млечного Пути. Более тонкие методы, основанные на подсчетах числа звезд до данной величины, видимых в различных площадках, показали, что пыль распространена почти всюду вблизи галактической плоскости. Другой метод исследования поглощения использовал Р. Трюмплер (США), основываясь на изучении так называемых рассеянных звездных скоплений - групп, содержащих по нескольку сотен звезд. К таким скоплениям относятся Плеяды, Гиады, Ясли и др. В предположении, что поглощения нет, были вычислены расстояния скоплений из сравнения видимой величины звезд с их абсолютными величинами. С этими расстояниями были определены диаметры скоплений. Оказалось, что диаметры увеличивались с увеличением расстояния до скопления. Этот результат показывает, что расстояния завышены, и тем сильнее, чем дальше находится скопление. Так впервые было определенно доказано наличие общего поглощения света в Галактике и оценена его величина.

Рис. 20. Фотография Млечного Пути. Видна темная полоса, вызванная поглощающей материей (обсерватория Вашбург)

Общим поглощением света пылью, расположенной вдоль галактической плоскости, объясняется так называемая зона избегания - полоса вдоль Млечного Пути шириной 8 - 10°, в которой почти не видно внегалактических туманностей. Раздвоение Млечного Пути (рис. 20) также является следствием неравномерного поглощения слоем пыли. В спиральных галактиках можно видеть наличие пыли, образующей темную полосу вдоль экватора (рис. 21), очень похожую на полосу в Млечном Пути. Более детальное исследование поглощения в туманности Андромеды и в некоторых других ближайших галактиках провел В. Бааде (США). Оказалось, что поглощение в спиральных рукавах довольно значительно, но между рукавами видны более далекие галактики и шаровые скопления, находящиеся частью по ту сторону галактической плоскости туманности Андромеды. Это говорит о том, что пыль сосредоточена в основном в спиральных ветвях. Ветви можно проследить по производимому ими поглощению почти до самого ядра галактики.

Очень важным свойством межзвездного поглощения является его селективность, или избирательность. Этим термином характеризуется зависимость величины поглощения от длины волны света. Избирательность поглощения была впервые замечена русским астрономом Г. А. Тиховым в 1909 г. Она заключается в том, что межзвездное поглощение увеличивается к синей части спектра. Поэтому далекие звезды кажутся более красными, чем близкие звезды того же класса, синяя часть их спектра ослаблена сильнее, чем красная. Сравнением цветов звезд одного класса, находящихся на разных расстояниях и "испытавших разное поглощение, было найдено, что величина поглощения в звездных величинах пропорциональна частоте света, т. е. обратно пропорциональна длине волны. Нужно подчеркнуть, что этот закон относится только к видимым лучам. Уже в близких ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра наблюдаются отклонения, а в более далеких областях он вообще неприменим. В инфракрасной области спектра поглощение значительно меньше, чем в видимой. Это использовали В. Б. Никонов, А. А. Калиняк и В. И. Красовский (СССР) для исследования ядра Галактики, которое закрыто поглощающими облаками. При помощи специальной аппаратуры этим ученым удалось получить его фотографию в инфракрасных лучах.

Покраснение звезды позволяет определить величину поглощения. Цвет звезды характеризуется разностью звездных величин, измеренных в двух областях спектра, например в синей и красной. Эта разность называется показателем цвета. Чем он больше, тем звезда краснее. Измеренный показатель цвета сравнивается с его нормальным значением для звезд того же класса, не испытавших поглощения. Разница, называемая избытком цвета, пропорциональна величине полного поглощения, причем коэффициент пропорциональности может быть вычислен.

Рис. 21. Спиральная туманность с темной полосой вдоль экватора

Многочисленные работы по определению поглощения для разных звезд¹ позволили установить, что вблизи плоскости Галактики поглощение в видимой области спектра в среднем равно одной звездной величине на 1000 парсеков. С удалением от плоскости Галактики поглощение быстро убывает. Это означает, что пыль сосредоточена в тонком слое толщиной около 200 парсеков. П. П. Паренаго (СССР) показал, что и в пределах этого слоя поглощение убывает с высотой в 2-3 раза, т. е. строго в плоскости Галактики поглощение больше 2^m на 1000 парсеков. Поэтому его нельзя считать постоянным даже в пределах Млечного Пути. Величина поглощения очень сильно меняется также от места к месту. Имеются области, например в созвездии Тельца, где поглощение в несколько раз больше среднего, и, напротив, в Млечном Пути есть окна прозрачности, через которые видны другие галактики, хотя луч зрения проходит тысячи парсеков вдоль галактической плоскости.

¹ (В СССР такие работы проводятся в Абастуманской и Крымской астрофизических обсерваториях, и в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга (Москва))

Интересно выяснить характер распределения пыли, производящей общее поглощение света в Галактике. Распределена ли пыль в виде непрерывной среды с плавно меняющейся плотностью или она подобно газу образует отдельные облака? Для решения этого вопроса В. А. Амбарцумян использовал флуктуации числа галактик на данной галактической широте. Действительно, если пыль распределена равномерно, то и галактики будут распределены более или менее равномерно, с точностью до случайных отклонений, если, конечно, не считать скоплений галактик. Если же пыль собрана в несколько больших плотных туманностей, то флуктуации числа галактик будут весьма значительными. Отклонения числа галактик от среднего и размеры областей, в которых наблюдаются эти отклонения, позволили определить статистические свойства пылевой среды. Оказалось, что пыль сосредоточена в облаках, каждое из которых в среднем поглощает около 20% проходящего света (0,2 звездной величины). Размер такого облака около 5 парсеков. Последующие работы других ученых, основанные на изучении флуктуации различных характеристик - числа звезд, цветов звезд и галактик, яркости Млечного Пути и т. п., дали примерно те же результаты. Среднее число поглощающих облаков на луче зрения в пределах спиральных ветвей оказалось равным восьми на 1000 парсеков. Вспомним, что примерно такое же число пылевых туманностей было найдено из анализа связи светлых отражающих туманностей со звездами. Таким образом, облака, наблюдаемые при особых условиях как светлые туманности, являются, по-видимому, типичными пылевыми облаками, обусловливающими поглощение света в Галактике.

Тождественны ли эти пылевые облака с газовыми, рассмотренными ранее? Они столь же многочисленны и имеют примерно те же размеры, но этого, конечно, недостаточно для установления тождественности. Были сделаны попытки найти зависимость между покраснением звезды и интенсивностью межзвездных кальциевых линий в ее спектре. Некоторая зависимость между этими величинами имеется, но она весьма неопределенна. Правда, здесь нельзя ожидать хорошего согласия, даже если количества пыли и газа пропорциональны, так как общее поглощение пропорционально количеству пыли, а сила линий, если она не слаба, зависит от числа атомов более сложным образом. Кроме того, степень ионизации кальция тоже различна в разных облаках. С теоретической точки зрения можно ожидать, что пыль должна быть связана с газом. Во-первых, она увлекается газом при движении его, так что если газ образует флуктуацию плотности, то и пыль в этом месте сгущается, а во-вторых, пыль, по-видимому, образуется из газа. Наконец, об их связи говорит и тот факт, что и пыль и газ концентрируются в спиральных ветвях.

Для выяснения этой связи Б. Бок (США) и несколько его сотрудников предприняли детальное исследование относительного распределения газа и пыли. Распределение газа определялось по интенсивности линии 21 см, а пыли - по уменьшению числа галактик, видимых в данном направлении, и по числу видимых звезд. Сопоставление дало хорошее качественное согласие - увеличение плотности газа всегда ведет к увеличению поглощения. Однако для более плотных пылевых комплексов и особенно для компактных темных туманностей пропорциональность не соблюдается. В то время как в комплексах поглощение на один парсек увеличивается в десять раз и более, а в плотных туманностях - в сотни раз, излучение водорода увеличивается в первых всего в несколько раз, а в туманностях - до десяти раз. Однако это еще не означает, что в них водорода относительно мало. При большой плотности пыли водород легко переходит в молекулярную форму, а молекула водорода не излучает радиолинии. Кроме того, температура в плотных комплексах должна быть значительно ниже, и может быть достигнут предел интенсивности (излучение черного тела), ограничивающий дальнейший рост излучения при увеличении плотности водорода. Все-таки, сопоставляя различные данные, К. Шмидт (ФРГ) пришел к выводу, что пыли относительно больше в более плотных облаках (плотность ее в среднем пропорциональна плотности газа в степени 1,5). Этот факт может быть связан с условиями образования пыли. Из данных о радиоизлучении полная масса водорода (не считая молекулярного) в больших комплексах оценивается десятками тысяч масс Солнца. Столь большая величина, как будет ясно из дальнейшего, имеет существенное значение для теорий образования звезд и туманностей.

Из величины поглощения можно оценить плотность пыли количественно. Остановимся на этом подробнее. Теория поглощения и рассеяния света маленькими частичками была разработана для некоторых более простых случаев довольно давно. Характер поглощения зависит от материала пылинки (проводник электричества или диэлектрик) и от соотношения между размером пылинки и длиной волны света.

Очень маленькие пылинки, значительно меньшие длины волны, почти не задерживают свет, который диффрагирует (огибает их), рассеиваясь в очень слабой степени. При этом количество рассеянного света обратно пропорционально четвертой степени длины волны. Если размер пылинки больше, чем длина волны, то она просто загораживает свет, и его ослабление определяется только геометрическим сечением пылинки, независимо от длины волны. Если же пылинки сравнимы или несколько меньше, чем длина волны, то их влияние на свет зависит и от длины волны, и от материала. Диэлектрические пылинки рассеивают свет во все стороны, а металлические - поглощают, превращая его в тепло. Электрическое поле световой волны заставляет двигаться свободные электроны металла, нагревая его, так же как ток в электрической плитке нагревает спираль. И металлические, и диэлектрические пылинки могут при определенном размере ослаблять свет обратно пропорционально длине волны, в соответствии с наблюдаемым законом межзвездного поглощения. Этот размер для диэлектрических пылинок примерно равен длине волны, а для металлических - в десять раз меньше. Следовательно, один только закон поглощения еще не достаточен, чтобы решить, являются ли межзвездные пылинки металлическими или диэлектрическими. Нужны дополнительные данные наблюдений.

Исследование темных областей в Млечном Пути показало, что они не совсем черные, в них имеется рассеянный свет. Отсюда X. Ван де Холст (Голландия) сделал вывод, что частицы не поглощают, а рассеивают свет, т. е. что они не металлические, а диэлектрические. Этот вывод находит некоторое подтверждение в том, что металлов в космосе очень мало, и если бы пылинки были металлические, то процент металлов в межзвездной среде (пыль плюс газ) оказался бы значительно более высоким, чем, например, в звездах. Но это соображение, конечно, не решающее, и гипотезу о металлическом составе пылинок нельзя считать окончательно опровергнутой. Принимая во внимание, что межзвездное поглощение пропорционально частоте в интервале от 0,35 мк (3500 Å) до 1 мк (10 000Å), X. Ван де Холст оценил средний размер частиц, считая их диэлектрическими. Этот размер должен быть около 0,8 мк, причем имеются, конечно, пылинки и более крупные, и более мелкие.

Оценим теперь массу пыли. В средней части видимой области спектра типичная пылинка перехватывает примерно в два раза больше света, чем следовало бы из ее геометрического размера. Поэтому такая пылинка действует на свет как площадка 10^-8 см². Если в столбе сечением 1 см² вдоль луча зрения находится N пылинок, то оптическая толща равна 10^-8 N. Оптическая толща может быть определена по покраснению звезд; численно она очень незначительно отличается от поглощения в звездных величинах. Таким образом, по покраснению можно сразу определить N, а зная массу одной пылинки (удельный вес ее около единицы),- найти массу пыли, Так, если поглощение равно одной величине, то масса пыли в столбе до данной звезды равна примерно 3 × 10^-5г/_см². Значит, если среднее поглощение в спиральных ветвях составляет 1 - 2 величины на тысячу парсеков, то средняя плотность пыли равна приблизительно 10^-26г/_см³. В то же время средняя плотность газа в ветвях - около одного атома водорода в 1 см³, или, учитывая примесь других элементов - 2 × 10^-24г/_см³. Таким образом, пыли в межзвездном пространстве примерно в 200 раз меньше, чем газа. Эта величина, конечно, различна в разных областях. Интересно, что для эмиссионной туманности Ориона это отношение, поданным Г. А. Шайна и С. Б. Пикельнера, равно примерно 400. Для других туманностей расчеты пока не проводились.

Из чего состоят и как образуются пылинки? Определенных сведений, основанных на прямых наблюдениях, пока еще нет. Однако некоторые теоретические соображения высказывались (Д. Тер Хаар, X. Крамерс, X. Ван де Холст). По-видимому, пылинки образуются вследствие конденсации межзвездных молекул. Этот процесс особенно вероятен, если уже имеются ядра конденсации - более мелкие частицы, может быть металлические, к которым при столкновениях прилипают молекулы. Примерно так же образуются из газообразных продуктов горения твердые частички, образующие дым. Поскольку в межзвездных условиях большинство молекул принадлежит к типу Н₂0, NH₃, CH₄ (соединения наиболее распространенных элементов с водородом, иногда частично диссоциированные), пыль, независимо от состава ядер конденсации, должна состоять в основном из этих молекул, т. е. образовывать по существу льдинки из воды, замерзшего аммиака, метана и т. п. К пылинкам могут прилипать практически все молекулы и атомы, кроме водорода и гелия, которые легко испаряются с поверхности. Скорость роста пылинок сильно зависит от плотности газа - в более разреженном газе столкновения маловероятны, и они растут медленно. При условиях, имеющихся в обычном облаке, пылинки могут вырасти до наблюдаемого размера примерно за сто миллионов лет. Поскольку Галактика значительно старше, должен существовать обратный процесс испарения или разрушения частиц, который устанавливает некоторое равновесие. Таким процессом, согласно Я. Оорту, могут быть столкновения пылинок при ударе двух облаков. При относительной скорости, измеряемой километрами в секунду, пылинки должны почти полностью испариться. Частичное испарение может быть также следствием столкновений с быстрым атомом или фотодиссоциации - отрыва атома от пылинки при поглощении ультрафиолетового кванта. Как указал А. И. Лебединский (СССР), образование молекулы Н II на поверхности приведет к частичному испарению пылинки за счет теплоты, выделяющейся при этом процессе.

С точки зрения гипотезы роста и испарения пылинок трудно объяснить, почему в разных местах Галактики их размеры почти одинаковы (межзвездное поглощение почти всюду обратно пропорционально длине волны). Отклонения наблюдаются только в некоторых объектах и в некоторых областях на небе. Например, в туманности Ориона поглощение немного слабее зависит от длины волны, а в направлении вдоль спирального рукава в созвездии Лебедь оно зависит от длины волны несколько сильнее. Но эти отклонения не очень значительны. Одинаковый средний размер частиц говорит или о том, что облака успевают перемешиваться за время, меньшее времени роста пылинок, или что пыль растет и разрушается только в определенных условиях, которые приводят к стандартным ее свойствам.

Температура пылинок определяется равновесием между нагревом от света звезд и от столкновений с атомами и охлаждением за счет излучения. В отличие от атомов и молекул, пылинка может излучать все время (основное состояние ее достигается при абсолютном нуле), поэтому температура ее должна установиться очень низкой, так как плотность излучения звезд и концентрация атомов межзвездного газа очень малы. Если бы пылинка излучала, как черное тело, то ее температура должна была бы быть около 3° К. При этом пылинка поглощает сравнительно коротковолновый свет звезд, а излучает инфракрасную радиацию с длиной волны, значительно превосходящей ее размер. Такие длинные волны пылинка почти не поглощает, а следовательно, и плохо излучает, так как способности тела излучать и поглощать радиацию при данной температуре пропорциональны. Поскольку излучательная способность пылинок в инфракрасной области низка, охлаждение их не так велико, как в случае большого черного тела, и температура частиц среднего размера должна быть около 10 - 30° К. К сожалению, в настоящее время нет метода непосредственного определения температуры пылинок из наблюдений.

В заключение нужно упомянуть о недавно появившейся работе Д. Платта и Б. Донна (США), которая указывает на новые возможности теоретического исследования. Все предыдущие расчеты размеров и, следовательно, масс пылинок основаны на классической электродинамике, рассматривающей прохождение волны около некоторого тела. Однако квантовая механика указывает, что конгломераты молекул, значительно меньшие, чем пылинки (10^-7-5 × 10^-7см), скрепленные скорее химической, нежели механической связью, могут поглощать свет с длиной волны в несколько сот раз большей, чем их размер. Механизм поглощения здесь напоминает поглощение молекулой: частичка имеет большое число незаполненных энергетических уровней. Если предположить определенное распределение частиц по размерам, то в принципе можно объяснить закон межзвездного поглощения. Образовываться такие частицы могут так же, как было рассмотрено выше,- при конденсации молекул. Если эта гипотеза верна и все пылинки действительно малы, то содержание пыли по массе нужно уменьшить в миллион раз. В то же время отпадает пока возможность количественных расчетов, так как оптические свойства таких частиц еще не изучены. Сейчас трудно сказать, какая точка зрения является более верной, нужны дополнительные исследования. Возможно, что существуют и крупные, и мелкие пылинки.

Еще одна гипотеза о природе межзвездного поглощения была в последнее время предложена В. И. Красовским (СССР). Он исходит из того, что в холодном газе (100° К и ниже) нейтральные атомы и молекулы имеют тенденцию скапливаться около отдельных ионов. В таких "скоплениях" плотность велика и легко происходят различные элементарные процессы, в частности, прилипание электронов к атомам или молекулам, образование отрицательных ионов. Отрицательные ионы поглощают радиацию, начиная от некоторой частоты, как атомы за пределом серии. Оторванный при этом электрон быстро присоединяется к другому атому или молекуле "скопления", так что опять излучается квант, но уже в другом направлении. Этот процесс подобен рассеянию света. В. И. Красовский считает, что смесь ионов О₂^- и Н^- может объяснить наблюдаемый закон межзвездного поглощения.